Mørkt stof i universet
Der findes mere stof, end
man ser. Stjerners og galaksers bevægelser viser, hvor noget af det er; teorien
antyder, at der er meget mere. Hvad og hvor er det? Partikelfysik og astrofysik
giver fingerpeg.
Lawrence M. Krauss*
Hvad
er universet lavet af? Hvad slags stof er mest almindeligt, hvor meget er der
og hvordan er det fordelt? Disse spørgsmål, som altid har været i fokus i
kosmologi, er blevet endnu mere interessante i løbet af de sidste par år, da der
har ophobet sig vidnesbyrd, som støtter forslaget om, at det meste af massen i
universet er mørk – usynlig for noget eksisterende teleskop eller andet
observationsudstyr – og nye udviklinger i både højenergi fysik og astrofysik
har muliggjort nye forudsigelser om sammensætningen og fordelingen af denne
muligvis eksotiske form for stof.
Der er allerede overvældende
vidnesbyrd om, at det synlige stof inde i galakserne redegør for mindre end 10
procent af galaksernes virkelige masse: resten, som endnu ikke kan detekteres
direkte af observatører på jorden, er sandsynligvis fordelt inde i og omkring
hver galakse. Teoretiske overvejelser antyder nu, at dette måske kun er toppen
af det kosmiske ”isbjerg” af sort stof: meget større mængder sort stof kan være
fordelt gennem universet, måske i former der er helt uafhængige af fordelingen
af galakser. Det kan være, at man kun kan redegøre for denne masse ved
eksistensen af nye former for stof.
|
|
Spørgsmålet om sort stof – hvor meget af
det der er, hvordan det er fordelt og hvad det er lavet af – er intimt
forbundet med spørgsmål om universets overordnede struktur og udvikling: fordi
mørkt stof sandsynligvis er den dominerende form for stof i universet, må det
have påvirket udviklingen af de egenskaber, man kan observere i dag. Svar på
spørgsmål om struktur afhænger derefter af en dyb binding, der har dannet sig
mellem makrofysik og mikrofysik, de samlinger af viden der henholdsvis
beskriver vekselvirkninger på den største skala (universet som helhed) og den
mindste skala (fundamentale partikler der udgør alt stof).
Denne binding gives af den observation, at
universet udvider sig. Hvis vi er dristige nok til at ekstrapolere udvidelsen
baglæns mellem 10 og 20 milliarder år, begynder de kosmologiske og
mikroskopiske skalaer at smelte sammen, for i de tidligste tider fyldte de
strukturer, der nu observeres på de største skalaer, områder, der havde
karakteristiske afstande og energier, som typisk forbindes med processer, der
styrer vekselvirkningerne mellem fundamentale partikler. Da strukturen, der er
tilbage på de største skalaer, som kan observeres i dag, afspejler aftrykket af
disse processer, er det naturligt at forvente, at løsningen på spørgsmålet om
mørkt stof delvist kommer fra fremskridt i forståelsen af højenergi
partiklernes fysik.
I øjeblikket er der blevet foreslået et
antal forudsigelser, der kan afprøves, om både det mørke stof og strukturerne i
det tidlige univers. Fremtidige udviklinger, både teoretiske og i
observationer, vil hjælpe med at afgøre emner, der strækker sig fra, hvordan og
hvornår galakser og stjerner først dannedes, til hvilke slags symmetrier der
ligger bag partiklernes vekselvirkning ved meget høje energier. I sidste ende
kan debatten om mørkt stof hjælpe med at besvare et spørgsmål, der er lige så
gammelt som menneskers undersøgelser: Hvad vil universets skæbne være?
Lige siden de tidlige 1930’ere, da Edwin P. Hubble
bekræftede, at universet udvider sig, har det været naturligt at spørge, om
udvidelsen med tiden vil standse. Svaret afhænger af to faktorer: hvor hurtigt
universet udvider sig nu og hvor stærkt tyngdekraften, som bestemmes af
middeltætheden af masse i universet, holder den masse sammen. En høj massetæthed
ville forårsage en stærk tyngdekrafttiltrækning.
Ifølge den almene relativitetsteori er der
en sammenhæng mellem størrelserne af disse to faktorer og universets
middelkrumning. Hvis middel massetætheden er høj nok til at standse udvidelsen
og forårsage, at universet trækker sig sammen igen, siges universet at være
lukket. Hvis tætheden er så lille, sammenlignet med udvidelseshastigheden, at
universet vil fortsætte med at udvide sig med en endelig hastighed for evigt,
siges universet at være åbent. Hvis tyngdekraftens tiltrækning er præcist stærk
nok til at fortsætte med at gøre udvidelsen langsommere, men ikke stærk nok til
at lukke universet, siges universet at være fladt.
UNIVERSETS KRUMNING afhænger af middelhastigheden, det udvider sig
med og middeltætheden af stof inde i det. Hvis udvidelseshastigheden er høj i
forhold til mængden af masse, siges universet at være åbent. En sådan tredimensional
geometri er overensstemmende med en særlig todimensional geometri: området nær
centrum af en saddel (a, venstre).
Rummets form påvirker geometriske objekters form. For eksempel, i et åbent
univers ville summen af vinklerne i en trekant være mindre end 180 grader,
ligesom det er på en saddels overflade. Virkningen ville ikke være mærkbar over
afstande så små som dem, man kan måle på jorden, ligesom en trekant på en
meget lille sektion af en saddel ville se ud til at være normal. Hvis universet
er åbent, vil det fortsætte med at udvide sig med en endelig hastighed for
evigt: enhver referencelængde (afstanden mellem to vilkårlige områder af det
ekspanderende univers) vil fortsætte med at vokse (a, højre). Hvis mængden af masse i universet er stor i forhold til
udvidelseshastigheden, er universet lukket. Det lukker sig om sig selv meget på
samme måde som en kugles overflade lukker sig om sig selv (b, venstre). På en kugle adderer en trekants vinkler til mere end
180 grader. Hvis universet er lukket, vil det med tiden stoppe med at udvide
sig og så trække sig sammen igen (b,
højre). Hvis udvidelseshastigheden og mængden af masse i universet passer
nøjagtigt til hinanden, er universet fladt og overensstemmende med en flade (c, venstre). Det vil fortsætte med at
udvide sig, men udvidelseshastigheden vil falde asymptotisk (c, højre). Stærke teoretiske argumenter
støtter forslaget, at i virkeligheden er universet fladt, selv om det for at
være fladt skal indeholde meget mere masse end man endnu har observeret enten
direkte eller indirekte.
Fordi det
observerbare univers er yderst ensartet i alle retninger, kan dets udvidelseshastighed
beskrives ved hjælp af en enkelt parameter, der er kendt som Hubble konstanten,
selv om den i virkeligheden er en langsomt varierende funktion af tiden. Hubble
konstanten er den middelhastighed med hvilken, to givne områder af universet
bevæger sig fra hinanden divideret med afstanden mellem dem.
For enhver given måling af Hubble
konstanten er det let at bestemme den massetæthed, der ville svare til et fladt
univers. Måling af Hubble konstanten afhænger imidlertid af en variation af
usikre målinger. Hubble konstanten bestemmes generelt ved at måle hastigheden
med hvilken, forskellige objekter trækker sig tilbage fra jorden og måling af
deres afstande med sådanne teknikker som vurdering af deres indre lysstyrke og
sammenligne den med deres lysstyrke set fra jorden.
Fordi disse målinger er højst usikre, er
der en spredning på omkring en faktor to i nuværende bestemmelser af universets
udvidelseshastighed. Som en øvre grænse viger objekter, som er en megaparsec
(omkring 3,26 millioner lysår) fra hinanden, med en hastighed lidt mindre end
omkring 100 kilometer pr. sekund væk fra hinanden. Ved den hastighed er
massetætheden, der ville resultere i et fladt univers, omkring 2 x 10-29 gram
pr. kubikcentimeter, hvilket groft svarer til massen af 10 brintatomer pr.
kubikcentimeter rum.
Hvordan er det muligt at bestemme, hvor megen masse der i
virkeligheden eksisterer? En metode til i det mindste at finde en nedre grænse
er simpelthen at addere den totale mængde synligt stof. Da det, der kan måles
direkte, ikke er masse men lysstyrke, er en vis mængde tolkning nødvendig for
at oversætte observationerne til formodede massetætheder. Når den observerede
fordeling og lysstyrke af stjerneobjekter og diffus gas tages i kombination med
teoretiske vurderinger af deres masser, forekommer det, at masse-til-lysstyrke
forholdet af det lysende stof i forbindelse med galakser er nogle få gange
solens masse-til-lysstyrke forhold. Givet dette estimat og vurderede nedre
grænser for Hubble konstanten er middeltætheden af lysende stof i universet
mindre end omkring 2 procent af den tæthed, der behøves for at standse
universets udvidelse.
Det har imidlertid været kendt siden 1933,
at hobe af galakser kan indeholde en betydelig del ikke-lysende masse. I det år
analyserede Fritz Zwicky fra California Institute of Technology de individuelle
hastigheder af galakserne inde i Coma hoben. Han fandt, at mange af galakserne
bevægede sig så hurtigt, at hoben som helhed burde tendere til at flyve fra
hinanden medmindre, der var mere masse til at holde den sammen end den lysende
masse alene. Andre vidnesbyrd viste, at hoben var stabil og derfor konkluderede
Zwicky, at hoben måtte indeholde ikke-lysende stof.
Zwicky satte et vigtigt eksempel ved at
vise, at mørkt stof i princippet kan detekteres indirekte ved dets tyngdekraftvirkninger.
I de senere år har forskerne overbevisende vist, at lignende teknikker kan
detektere tilstedeværelsen af mørkt stof i strukturer på skalaer, der strækker
sig fra solens umiddelbare nabolag gennem galakser og hobe af galakser til
superhobe lavet af tusinder af galakser.
Det bedst dokumenterede vidnesbyrd for
tilstedeværelsen af mørkt stof er baseret på spiralgalaksers rotationshastighed
[se ”Dark Matter in Spiral Galaxies,” af Vera C. Rubin; Scientific American,
juni, 1983]. Rotationshastigheden af et objekt i et stabilt bundet system, som
en spiralgalakse, afhænger delvist af dets afstand fra rotationscenteret.
Ifølge Newtons love burde banehastigheden af objekter langt fra en central
koncentration af masse falde proportionalt med det reciprokke af kvadratroden
af deres afstand fra rotationscenteret. I omfattende undersøgelser af stjerner
og varm gas i de ydre områder af spiralgalakser har adskillige grupper vist, at
disse objekters rotationshastighed forbliver konstant, snarere end at falde, ud
til afstande større end 30 kiloparsec fra galaksens kerne. Det var allerede
blevet foreslået af Jeremiah P. Ostriker og P. James E. Peebles fra Princeton
University, at der skal være en uset masse i spiralgalakser, fordi ellers ville
tyngdekraftustabiliteter forårsage, at galakserne kollapsede til stangformede
dannelser. Spiralgalaksers stabilitet, såvel som deres ydre armes
rotationshastigheder, kunne forklares, hvis hver galakse var indesluttet i en
stor groft cirkelformet fordeling af mørkt stof.
Der er andre dynamiske vidnesbyrd for mørkt stof på skalaer
både større og mindre end individuelle galaksers skala. Vidnesbyrdene opnås
ikke fra målinger af rotationshastigheder men fra målinger af de tilfældige
individuelle hastigheder af objekter inde i tyngdekraftbundne systemer. En
velkendt læresætning i den klassiske mekanik kaldet virial læresætningen
etablerer et forhold mellem middel kinetiske og tyngdemæssige potentielle energier
af objekter i tyngdekraftbundne systemer, der har nået dynamisk ligevægt. Det
skulle derfor være muligt, at vurdere et sådant systems totale masse (som er
relateret til dets totale tyngdemæssige potentielle energi) ved at måle de
relative hastigheder af et stort antal par objekter inde i systemet. Denne
metode har givet vidnesbyrd om mørkt stof i en bred variation af systemer,
strækkende fra dværg kugleformede galakser så små som 107 solmasser til
galaksehobe så store som 1015 solmasser. På de største skalaer, der er
undersøgt af denne slags analyse (områder med omkring en megaparsec galakser),
er middel massetætheden ikke større end omkring 20 procent af tætheden, som er
nødvendig for at lukke universet.
DOPPLER FREKVENSFORSKYDNING gør det muligt at bestemme, hvor
hurtigt et objekt, der udsender lys, bevæger sig mod eller væk fra en
observatør og hvor hurtigt en spiralgalakses arme roterer. Et stellart objekt
udsender lys ved karakteristiske frekvenser bestemt af dets sammensætning (a). Hvis objektet bevæger sig væk fra
observatøren (b), forekommer
bølgelængden af det observerede lys at blive forlænget. Dette kaldes en
rødforskydning, fordi lys med længere bølgelængde er mere rødt. Hvis objektet
bevæger sig mod observatøren (c),
forkortes lysets bølgelængde; lyset er blåforskudt. Spiralgalakser har tendens
til at bevæge sig væk fra jorden på grund af universets udvidelse. For en
observatør på jorden forekommer lyset fra en spiralgalakses centrum derfor at
være rødforskudt (d, centrum). En arm
af den roterende galakse (d, venstre)
vil ikke bevæge sig væk fra jorden så hurtigt som det galaktiske centrum og
derfor vil dens lys være mindre rødforskudt. Den anden arm vil bevæge sig
hurtigere væk fra jorden end det galaktiske centrum gør (d,højre) og derfor vil dens lys være endnu mere rødforskudt. Ved at
sammenligne rødforskydningen af det galaktiske centrum og armene kan man
bestemme rotationshastigheden af enhver del af armene. Det er så muligt at
udlede fordelingen af masse i galaksen.
En anden
metode, hvor Peebles og hans medarbejdere var pionerer, støtter sig til
statistisk analyse af et stort antal galakser snarere end på data taget fra
individuelle galakser eller hobe. Peebles viste, at ved at samle statistiske
data om galaksebevægelser og hobdannelse på forskellige størrelsesskalaer er det
muligt, under den antagelse, at de undersøgte områder indeholder tyngdemæssigt
stabile dynamiske systemer, at relatere den relative middelhastighed af et
stort antal par af galakser til universets middel massetæthed.
Det er slående, at alle de til rådighed
værende metoder, inkluderende dem jeg har diskuteret og adskillige jeg ikke
har nævnt, essentielt giver det samme resultat: hvis fordelingen af galakser
antyder fordelingen af masse i universet, så indeholder universet mindre end
omkring 20 til 30 procent af den middel massetæthed, der ville være nødvendig
for at lukke universet.
Selv hvis galakser ikke er gode til at
spore masse eller hvis alle analyserne på en eller anden måde har involveret
systematiske fejl, er der stadig god grund til at tro, at den totale mængde
almindelig masse (masse hovedsagelig bestående af protoner og neutroner) i
universet alligevel ikke redegør for mere end omkring 20 procent af den mængde,
der ville kræves for at lukke universet. Vidnesbyrdene kommer for størstedelens
vedkommende fra de teoretiske rammer, der forklarer kernesyntesens processer, i
hvilke forskellige kosmisk udbredte lette grundstoffer og isotoper først
dannedes.
Kernesyntese af lette grundstoffer skete
primært i de første få minutter af universets eksistens. Kernesynteseprocessen
ville have været yderst følsom overfor den absolutte tæthed af protoner og
neutroner på den tid. For at forudsigelserne fra de nuværende teoretiske
modeller af kernesyntese skal stemme med den nuværende udbredelse af de lette
grundstoffer, er den totale tæthed af protoner og neutroner, der kunne have
været tilstede på tidspunktet for kernesyntese, begrænset så snævert, at disse
partiklers nuværende tæthed skal være mindre end 20 procent af tætheden krævet
til lukning. Det forekommer således, at hvis universet er lukket, er mindst 80
procent af den totale masse i det lavet af en anden slags stof.
Da sådanne fundamentale teoretiske argumenter begrænser
mængden af normal masse i universet til 20 procent af den kritiske tæthed og da
vidnesbyrd fra observationer antyder, at massetætheden forbundet med galakser
og hobe af galakser er omkring den mængde, hvorfor burde kosmologerne så ikke
antage, at universet faktisk er åbent? Det er på ingen måde umuligt at
forestille sig en form, i hvilken nok normalt stof til at forklare galaksers og
hobes dynamik kunne forblive uset. Hvorfor er der så behov for at postulere en
anden form for masse? Hvorfor er der et større mørkt stof problem?
To teoretiske barrierer står i vejen for
den enkle antagelse, at det meste af al massen i universet udgøres af normalt
stof og at middeltætheden kun er 20 procent af den kritiske mængde. Den første
barriere sættes af en kombination af teorien om galaksedannelse og
observationer af baggrunden af mikrobølgestråling, der gennemtrænger kosmos.
Man antager generelt, at galakserne
med tiden dannedes, mens områder af det tidlige univers, der var tættere end
gennemsnittet, kondenserede under tyngdekraften, indtil de adskilte sig fra baggrundsudvidelsen
for at danne isolerede bundne systemer. I en periode på omkring 100.000 år
efter big bang kunne almindeligt stof ikke kondensere på denne måde.
Almindeligt stof var stadig for varmt til, at de partikler, det bestod af, kunne
have kombineret til elektrisk neutrale atomer og derfor bestod det af
uafhængige ladede partikler. Fordi almindeligt stof var ioniseret på denne måde
var dets mikroskopiske bevægelse under stærk indflydelse af den
elektromagnetiske strålings baggrundsfelter: stof og stråling var koblede.
Områder med almindeligt stof, der var tættere end omgivende områder og mindre
end horisontstørrelsen (afstanden en lysstråle kunne have bevæget sig siden big
bang og derfor den maksimale afstand over hvilken, fysiske systemer kunne være
i årsagsmæssig kontakt), kunne ikke have kondenseret yderligere, fordi
strålingens ”tryk” bekæmpede tyngdens tiltrækkende kraft.
Med tiden var universet blevet afkølet nok
til, at modsat ladede partikler kunne kombinere og gøre normalt stof elektrisk
neutralt og således kobledes stoffet fra strålingen. Den termiske
baggrundsstrålings bad, som stoffet havde været koblet til, var så frit til at
afkøle efterhånden, som universet udvidede sig og det udgør nu den velkendte
kosmiske mikrobølge baggrundsstråling, som fylder universet. Observationer har
vist, at denne baggrundsstråling er isotropisk – den samme i alle retninger –
indenfor en meget høj grad af nøjagtighed.
Da tyngdekraften er en universalt
tiltrækkende kraft, ville begyndelsessvingninger eller små variationer i
tætheden af almindeligt stof i det tidlige univers have tenderet til at vokse,
efter at strålingstrykkets kraft ikke længere modvirkede tyngdekraften. Man
antager derfor, at universet blev (og bliver) mere klumpet med tiden og at
galakser, hvis kerner nu har tætheder på mere end en million gange middel
baggrundstætheden, begyndte i svingninger, hvis tætheder var meget nærmere
baggrundsværdien.
Hvor store var begyndelsessvingningerne? På grund af de
begrænsede data der i øjeblikket er til rådighed om storskala strukturer og på
grund af de matematiske vanskeligheder, der er forbundet med analytisk at
beskrive udviklingen af systemer så tætte som galakser, er det yderst
vanskeligt at arbejde baglæns fra universets nuværende tilstand for at bestemme
begyndelsessvingningernes præcise natur. En lettere indfaldsvinkel er at antage
et begyndelsesmønstrer af svingninger, simulere væksten og udviklingen af det
mønster og sammenligne resultatet med nutidige observationer. I denne
indfaldsvinkel styres kosmologen af både nedre og øvre grænser for størrelsen
og naturen af begyndelsessvingningerne. For det første skal de have været
ekstreme nok (dvs. forholdet, mellem den lokale overtæthed i svingningens
område og middeltætheden i rummet, skal have været stort nok) til at svingningerne
på skalaen, der svarer til galaktiske størrelser, kan have kondenseret og
dannet galakser i nutiden. For det andet skal svingningerne have haft en
amplitude lille nok til, at de ikke har efterladt en anisotropi i
baggrundsstrålingen større end den målte øvre grænse.
Disse to betingelser synes at være
gensidigt inkonsistente, hvis universet hovedsageligt er sammensat af normalt
stof. Mellem tiden da normalt stof blev koblet fra strålingen og tiden da
svingningerne, der ville blive til galakser, kollapsede for at danne isolerede,
tyngdemæssigt bundne systemer, kunne de begyndende små svingninger i tæthed kun
vokse med en veldefineret hastighed. Svingninger store nok til at have haft
tilstrækkelig tid til at danne selv-bundne systemer, ville have ført til en
anisotropi i baggrundsstrålingen, der var mere end en størrelsesorden større
end de observationsmæssige øvre grænser. Med andre ord har der ikke været nok
tid siden afkoblingen til, at galakserne kunne dannes tyngdemæssigt ud fra
variationer i tæthed, som var små nok til ikke at have efterladt observerbare
spor i baggrundsstrålingen.
Denne konklusion afhænger af to bredt
accepterede antagelser, nemlig at mikrobølgebaggrunden ikke er blevet
forstyrret væsentligt siden tidspunktet for afkobling og at tyngdekraften alene
førte til dannelsen af galakser. Medmindre en af disse standard antagelser er
forkert (som visse forskere har foreslået), forekommer det, at en ny slags stof
er nødvendig, en slags som kunne være begyndt at kondensere tyngdemæssigt
tidligere end normalt stof kunne.
Der er en anden og mere fundamental grund til at antage, at
universet ikke er domineret af normalt stof, der har en tæthed på kun omkring
20 procent af den kritiske tæthed. Denne grund, som nu kaldes
fladhedsproblemet, blev først udpeget af R.H. Dicke fra Princeton og Peebles.
Det essentielle punkt er, at enhver afvigelse fra et eksakt fladt univers burde
tendere til at øges lineært med tiden. Hvis universet havde selv en lille
ikke-nul krumning på tiden for kernesyntese, ville afvigelsen fra fladhed i dag
være øget med en faktor på omkring 1012. Da massetætheden i nutidens univers er
indenfor en faktor på 10 af et lukket univers’ massetæthed (med andre ord, da
universet er relativt tæt på at være fladt), skal universet ved kernesyntesen
have været enten nøjagtigt fladt eller krummet i yderst lille grad: det skal
have været fladt med en nøjagtighed indenfor en del af en million million.
Hvis universet er målbart krumt i dag, må
kosmologerne acceptere den mirakuløse kendsgerning, at det er sådan for første
gang i universets 1010 års historie; hvis det havde været målbart ikke-fladt i
meget tidligere tider, ville det være meget mere indlysende krumt i dag, end
det er. Denne række fornuftslutninger antyder, at det observerbare univers er
essentielt nøjagtig fladt: at det indeholder præcis den kritiske tæthed af
masse. Da normalt stof sandsynligvis kun redegør for 20 til 30 procent af den
kritiske tæthed, er en eller anden form for mere eksotisk stof sandsynligvis
tilstede.
Det næste logiske spørgsmål er: Hvorfor er
universet nøjagtigt fladt? I 1980 foreslog Alan H. Guth, nu på Massachusetts
Institute of Technology, et svar. Det tog form af en model for udviklingen af
det tidlige univers baseret på ideer i partikelfysik, som først fornylig var
blevet foreslået.
Guth trak på arbejde af Howard Georgi og Sheldon Lee Glashow
fra Harvard University. I 1974 foreslog de to forskere, at tre af naturens
fundamentale kræfter – de såkaldte stærke, svage og elektromagnetiske kræfter –
er forskellige sider af en enkelt, ”forenet” kraft. Ved tilstrækkeligt høje
energier burde de tre kræfter være eksakt symmetriske: de burde opføre sig
identisk. Ved energier der er sammenlignelige med dem, der nu observeres på jorden,
kan de tre kræfter på den anden side opføre sig meget forskelligt [se ”A
Unified Theory of Elementary Particles and Forces,” af Howard Georgi;
Scientific American, april, 1981]. Det tidlige univers’ temperatur lige efter
big bang var i begyndelsen høj nok til, at de tre kræfters symmetri var
tydelig. Efterhånden som universet afkøledes under den kritiske energi ved
hvilken, symmetrierne, der forbinder kræfterne, kan opretholdes, blev
universets foretrukne konfiguration en, i hvilken symmetrien var ”brudt”.
Virkningen af dette symmetribrud var, at kræfterne forekom distinkte fra
hinanden.
(Et enkelt eksempel på denne type adfærd
findes i ferromagneter. Ved tilstrækkeligt høje temperaturer er et stykke jern
ikke magnetiseret: alle elektronernes spin, som hver forårsager et lille
magnetisk felt, peger i tilfældige, forskellige retninger. Under en vis kritisk
temperatur kan det imidlertid være energimæssigt mere gunstigt at alle spin
peger i en retning, hvilket retter de magnetiske felter ind og skaber en
permanent magnet. Retningen af det magnetiske felt i magneten repræsenterer en
unik retning og derfor er symmetrien i den tidligere konfiguration, i hvilken
ingen retning var speciel, brudt.)
Ifølge Guths ide, som senere blev udvidet
af Andrei D. Linde fra P.N. Lebedev Physical Institute i Moskva og af Paul J.
Steinhardt og Andreas Albrecht fra University of Pennsylvania, kunne det bratte
brud på symmetri have forårsaget, at universet ”inflaterede” hurtigt: universet
kunne have udvidet sig eksponentielt, vokset med mere end 28 størrelsesordener
på mindre end 10-30 sekund. Efter perioden med hurtig inflation kunne universet
have vendt tilbage til dets normale ikke-eksponentielle udvidelse, som
observeres i dag [se ”The Inflationary Universe,” af Alan H. Guth og Paul J.
Steinhardt; Scientific American, maj, 1984], [Det inflatoriske univers].
EN GALAKSEHOB I KREBSEN er, som disse computer-frembragte billeder
viser, ikke et enkelt dynamisk system. Som den ser ud fra jorden (venstre) synes hoben at være et omtrent
kugleformet system i tilsyneladende ligevægt. Målinger af individuelle
galaksers hastigheder inde i systemet afslørede, at det ville tendere til at
flyve fra hinanden medmindre det indeholdt en stor mængde uset stof. Senere
analyse af Gregory Bothun og hans kolleger på Smithsonian Astrophysical
Observatory viste, at hoben faktisk er lavet af adskillige grupper galakser,
der er adskilt i rummet (centrum, farver).
Et roteret billede i et tredimensionalt rum, i hvilket to akser repræsenterer
position som set på himlen og den tredje repræsenterer rødforskydning (højre), viser adskillelsen mellem de
forskellige grupper tydeligere. Indenfor hver gruppe er galaksernes relative
hastighed meget lavere end den relative hastighed af grupperne (som ikke er i
dynamisk ligevægt), hvilket viser, at der er mindre masse i systemet som
helhed, end man tidligere havde vurderet. Selve gruppernes høje relative
hastigheder havde påvirket det tidligere arbejde. Denne analyse viser, at
massen, indeholdt i hobe som Krebsehoben, ikke i sig selv kan redegøre for nok
masse til at frembringe et fladt univers; yderligere masse skal være fordelt
andetsteds. Computerbillederne her blev lavet af Michael J. Kurtz fra
Smithsonian Astrophysical Observatory.
Ifølge
denne model er det universets hurtige inflation, der forårsagede, at de
observerbare områder af rummet blev flade, meget på samme måde som det, at puste
en ballon op, gør dens overflade fladere; efter inflationen ville den del af
universet, der observeres i dag, nødvendigvis se flad ud.
Udover at løse fladhedsproblemet er det
inflatoriske univers’ scenario bemærkelsesværdigt succesfyldt på andre måder.
Især er det den eneste model, der konsistent binder begyndelsesforholdene, der
forårsagede universets udvidelse, til mikrofysikkens love. Den inflatoriske
model gør det også muligt at beregne, ud fra første principper, mængder, hvis
værdier tidligere var blevet antaget eller sluttet. For eksempel er det
bemærkelsesværdigt, at modellen forudsiger, at formen af spektrumet af de tidlige
tæthedsfluktuationer (funktionsforholdet mellem svingningernes amplitude og
deres skalastørrelse) er præcist den form, der var blevet foreslået
tidligere af fænomologiske grunde. Mange kosmologers brede accept af
inflatorisk univers modellens forudsigelser viser den dybe indflydelse
partikelteori har på moderne kosmologi.
Når den løser fladhedsproblemet gør den
inflatoriske model problemet med det mørke stof mere presserende. Hvis
universet er fladt, så er det meste af massen i universet sandsynligvis ikke
normalt stof og det meste af det er endnu ikke blevet detekteret på nogen måde,
selv indirekte.
Hvad kunne dette eksotiske, udetekterede stof være lavet af?
Et af de tidligste forslag var, at det mørke stof er sammensat af neutrinoer.
Neutrinoer, som først blev postuleret for at løse problemer, som involverede
bevarelse af energi og bevægelsesmængde i kernehenfald, vekselvirker meget
svagt med normalt stof og er derfor yderst vanskelige at detektere. Ikke desto
mindre har man nu eksperimentelt fundet
tre slags neutrino kaldet elektron neutrinoen, myon neutrinoen og tau
neutrinoen. Det blev oprindeligt foreslået, at neutrinoer var masseløse, men
der er ingen teoretisk grund til at antage, at de ikke har nogen masse. Strenge
eksperimentale grænser er ikke desto mindre blevet sat for den maksimalt mulige
neutrinomasse og den er virkelig meget lille. Den stærkeste begrænsning er på
elektron neutrinoen, som skal have en masse mindre end omkring 10.000 gange
mindre end elektronens masse.
Som mørkt-stof kandidater har neutrinoer
to stærke fordele frem for andre. Først af alt vides de at eksistere. For det
andet antyder beregningerne, der har været så succesfulde i at beskrive tidlig
kernedannelse, også, at lette neutrinoer skal være udbredte i universet i dag.
Da big bang kernesyntesen begyndte, ved temperaturer højere end 1010 Kelvin
(grader Celsius over absolut nul), blev lette neutrinoer holdt i termisk
ligevægt med stof af den svage vekselvirkning og var derfor lige så udbredte
som fotoner. R. Cowsik fra Tata Institute of Fundamental Research i Indien og
J. McLelland fra University of Melbourne vurderede først, at hvis neutrinoer
har omtrent den samme nutidige tæthed som de fotoner, der udgør
baggrundsstrålingen og hvis de har en masse i området af en tusindedel til en
hundredetusindedel af elektronens masse, kunne de redegøre for nok masse til at
lukke universet. (Vurderingen blev senere bekræftet af mere detaljerede
beregninger.)
Dette punkt blev særlig relevant i 1980,
da V.A. Lubimov og hans medarbejdere på Institute of Theoretical and
Experimental Physics i Moskva bekendtgjorde, at de havde fundet vidnesbyrd om
at elektron neutrinoen har en masse indenfor det område. På grundlag af dette
resultat forekom det, at neutrinoer var ideele kandidater til at være den
dominerende masse i universet. Siden da er sandsynligheden, for at lette
neutrinoer er det mørke stof, imidlertid blevet meget mindre. For det første er
der mange udestående eksperimentelle spørgsmål om det sovjetiske resultat;
faktisk forekommer en nylig opdagelse af en gruppe på Swiss Institute for
Nuclear Research at modsige det. Desuden har en hel del astrofysikeres arbejde
vist, at teoretiske billeder af et univers domineret af lette neutrinoer ikke
passer så godt med observationer som det engang forekom.
De første sådanne teoretiske vidnesbyrd kom i 1979 fra
undersøgelser af Scott D. Tremaine og James E. Gunn, dengang begge på Caltec.
De bemærkede, at af grunde, der var delvis baseret på Pauli
udelukkelsesprincippet, kunne neutrinoer i det relevante masseområde ikke
kondensere tilstrækkeligt til at være mørkt stof på skalaer meget mindre end
galakser. Eksistensen af mørkt stof på sådanne skalaer er siden blevet
overbevisende demonstreret af observationer af kugleformede dværggalakser.
Dette arbejde udelukker ikke, at
neutrinoer er det mørke stof på større skalaer. Ikke desto mindre synes et
sådant forslag uforeneligt med væsentligt nyligt teoretisk arbejde, der
beskriver det tidlige univers’ udvikling, som har demonstreret, at den tyngdemæssige
klyngedannelse (klyngedannelse af galakser og galaksehobe), som sandsynligvis
sker i et neutrinodomineret univers, ikke synes at minde om den klyngedannelse,
der observeres i virkeligheden.
I et neutrinodomineret univers ville de
første strukturer, der dannes, ikke være på galaksers størrelsesskala men
snarere på galaksehobes eller endda superhobes (hobe af galaksehobe) skala.
Ulig normalt stof var neutrinoer i det tidlige univers ikke koblet til
elektromagnetisk stråling. Alligevel var de i nogen tid ikke i stand til at
klumpe sig sammen i væsentlig grad, for, da de var yderst lette, bevægede de
sig ved relativistiske hastigheder og relativistiske objekter er ikke
tyngdemæssigt bundne undtagen ved meget højt kondenserede objekter som sorte
huller.
Efterhånden, som universet udvidede sig,
afkøledes neutrinoerne, indtil de satte farten ned og blev ikke-relativistiske.
Samtidigt fortsatte baggrundsstrålingen med at afkøles til middelenergier under
de ikke-relativistiske neutroners energi. Kort før tiden, hvor det normale stof
afkobledes fra elektromagnetisk stråling, ville neutrinoer, der havde masser i
det passende område til at lukke universet, være blevet ikke-relativistiske og
begyndt at udgøre den primære bestanddel af universets energitæthed. Analytiske
beregninger viser, at først efter denne tid kunne de have klumpet sig sammen
tyngdemæssigt. På alle tidligere tider ville svingninger på skalaer mindre end
horisonten være blevet afbrudt, fordi neutrinoerne, der var relativistiske,
ikke ville være bundne til tætte områder.
Således er den første skala, på hvilken
svingninger kunne have vokset i et neutrinodomineret univers, skalaen for
horisontafstanden på den tid, hvor neutrinoer kunne begynde at klumpe sammen
tyngdemæssigt. Denne afstandsskala svarer til superhobes størrelse, ikke
galaksers. Snart efter det var afkoblet, ville normalt stof være blevet trukket
ind i de tyngdemæssige potentialebrønde, der var forårsaget af klumper af
neutrinoer. Disse formationer af superhob størrelse kunne så være blevet brudt
i stykker til galakser.
Det scenario af et
neutrinodomineret univers er tiltrækkende på mange måder. Det ville have ført
til et system af trådformede superhobe og store ”tomrum” (områder tømt for stof),
der minder om egenskaber identificeret i nuværende undersøgelser af
klyngedannelse på stor skala [se ”Very Large Structures in the Universe,” af
Jack O. Burns; Scientific American, juli 1986]. Desuden viser den kendsgerning,
at tyngdemæssigt bundne formationer af neutrinoer kunne begynde at vokse
tidligere end systemer sammensat af normalt stof, at de første
tæthedssvingninger i universet kunne have været små nok til at være i det
mindste marginalt konsistente med målinger af baggrundsstrålingens isotropi.
|
|
Disse tiltrækkende egenskaber førte Carlos
S. Frenk fra University of Cambridge, Simon D.M. White fra University of
Arizona og Marc Davis fra University of California at Berkeley og, uafhængigt, Joan
Centrella fra Drexel University og Adrian L. Melott fra University of Chicago
til at udvikle numeriske modeller, der undersøgte detaljerne ved tyngdemæssig
klumpning i et neutrinodomineret univers. Forskerne mødte alvorlige
vanskeligheder, da de prøvede at genskabe sammenhobningen, der er blevet observeret i virkeligheden. Essentielt fandt de, at i et neutrinodomineret univers
skulle hobenes opbrud til galakser og dannelsen af galakser være foregået for
relativt nylig (da universet var mindst halvdelen af sin nuværende alder) for
at passe med det nuværende observerede niveau af sammenhobning. Denne
konklusion er svær at forene med eksistensen af sådanne strukturer som
kvasarer, som dannedes i meget tidligere æraer.
Generelt er det vigtigste problem med
neutrinodomineret kosmologi, at for at galakserne kan være kondenserede i
nutiden, skulle strukturer på meget større skalaer være meget mindre spredt end
de observerede storskala strukturer faktisk er, fordi struktur på galaksers og
superhobes skalaer ville være dannet samtidigt. Godt defineret hobdannelse
på stor skala ville også forårsage vanskeligheder med at få de forudsagte
tilfældige hastigheder af galakser i hobe til at passe med de observerede
hastigheder. Af disse og andre grunde forekommer et neutrinodomineret univers
nu usandsynligt.
En vej ud af problemerne med neutrinomodeller synes klar:
find modeller i hvilke galakser kan dannes betydelig tidligere, end større
strukturer gør. Dette antyder behovet for det, der er blevet kendt som koldt mørkt
stof: mørkt stof der var så koldt (dvs., bevægede sig så langsomt), at det var
ikke-relativistisk betydeligt tidligere end neutrinoer var og derfor kunne
danne hobe tyngdemæssigt meget tidligere.
Tiden, hvor en klasse partikler bliver
ikke-relativistiske, er en nøglefaktor ved bestemmelsen af størrelsen af
strukturer, der kan dannes af den klasse partikler. Til tider før partiklerne
bliver ikke-relativistiske ville strukturer på skalaer mindre end horisonten
opløses. For at galakser kunne dannes før større strukturer, ville koldt mørkt
stof derfor skulle have været ikke-relativistisk på den tid, hvor horisonten
nåede galaksers størrelsesskala.
Lige siden problemerne med
neutrinodominerede teorier blev tydelige, er der gjort store anstrengelser med
at analysere en kosmologi domineret af koldt mørkt stof og næsten alle
resultaterne har været positive. Fordi tæthedssvingningerne kan vokse
tidligere, behøver begyndelsessvingningerne ikke være så store og derfor
elimineres enhver konflikt med baggrundsstrålingens observerede isotropi. Da
koldt mørkt stof kunne have klumpet på mindre skalaer end neutrinoer, kunne det
redegøre for den ekstra masse i så små strukturer som dværggalakser.
Detaljerede analytiske og numeriske
undersøgelser er yderst opmuntrene. For eksempel er det blevet vist, at
tilstedeværelsen af koldt mørkt stof i det tidlige univers kunne redegøre i
detaljer for mange galaksers form og struktur. Mere alment har Frenk og
George Efstathiou fra Cambridge sammen med Davis og White vist numerisk, at
hobdannelse på store skalaer i et univers domineret af koldt mørkt stof kan
passe godt med de fleste af egenskaberne ved den virkelige hobdannelse.
Der er stadig mindst en hindring, som
tilsyneladende forhindrer fuldstændig overensstemmelse mellem teori og
observation, hvis universet er nøjagtigt lukket og domineret af koldt mørkt
stof: Hvor er stoffet? Tilsyneladende kan det let danne hobe på galaktiske
skalaer, men, som jeg har beskrevet, er der ingen vidnesbyrd om en kritisk
tæthed på sådanne skalaer. En løsning på problemet er at antage, at galakserne
selv ikke er gode indikatorer af, hvor det meste af de høje koncentrationer af
masse er: at meget af det kolde mørke stof ligger i områder, som ikke er i
forbindelse med placeringerne af disse lysende systemer. Det kunne meget vel
være, at galakser repræsenterer statistisk sjældne hændelser og at det meste af
massen i universet aldrig er kondenseret for at danne galakser. Undersøgelse af
galaksers hobdannelse ville så give en forskudt værdi for universets virkelige
massetæthed. Betydningerne af dette forslag er blevet studeret i detaljer og
det ser ud til, at det fører til scenarier, der passer godt med de fleste sider
af den observerede sammenhobning (med nogle bemærkelsesværdige undtagelser).
Desuden antyder nutidigt arbejde af Frenk og hans medarbejdere, at scenarier i
hvilke galakser er statistisk sjældne, kunne opstå mere naturligt fra
tyngdemæssig hobdannelse end man tidligere havde antaget.
Koldt mørkt stof hypotesen har smedet en stærk forbindelse
mellem partikelfysik og kosmologi. På en tid, hvor kosmologer bestemte, at en
form for koldt mørkt stof var nødvendigt, foreslog højenergi fysikere
uafhængigt den mulige eksistens af nye, eksotiske partikler indenfor rammerne
af forskellige forenede teorier. Det viser sig, at adskillige af partiklerne,
der er foreslået til at udfylde teoretiske åbninger i højenergifysik, også
kunne tjene helt naturligt som kosmologernes kolde mørke stof. Disse partikler
har den ulempe, at de ikke er blevet observeret; ulig neutrinoer er de på
nuværende tidspunkt blot teoretiske konstruktioner. Ikke desto mindre har de
den dyd, at deres eksistens blev foreslået uafhængigt af kosmologi: de blev
foreslået som løsninger på helt anderledes problemer i partikelteori og alligevel
kunne hver af dem, af helt andre grunde, virke som koldt mørkt stof.
Blandt de mest attraktive kandidater på
markedet i dag er partikler kaldet axioner. Axioners eksistens følger naturligt
fra en teoretisk indfaldsvinkel, der blev udviklet for at forklare et specielt
forhold der, i teorien om stærke vekselvirkninger mellem kvarker, forbinder de
to former for symmetri kendt som ladningskonjugation og paritet.
En vekselvirkning siges at være symmetrisk
under ladningskonjugation, hvis vekselvirkningen ville ”se” ens ud, hvis hver
partikel blev erstattet af sin antipartikel (som har den modsatte ladning). En
vekselvirkning er symmetrisk under paritet, hvis den ville se ens ud
reflekteret i et spejl. Vekselvirkningerne, der styres af den stærke kernekraft
(den kraft, der binder kvarker sammen til at danne protoner og neutroner),
synes at være symmetriske i meget høj grad under en speciel kombination af
ladningskonjugation og paritet: vekselvirkningerne ser omtrent ens ud, hvis
alle partiklerne erstattes af deres antipartikler og hele vekselvirkningen er
spejlreflekteret. Teoretisk behøver denne specielle kombination af symmetrier
ikke være sand. Ligningerne, der styrer de stærke vekselvirkninger, inkluderer
adskillige led, der i princippet kunne overtræde kombinationen af symmetrier
groft.
I 1977 foreslog Roberto D. Peccei og Helen
R. Quinn, da begge på Stanford University, en måde til at forklare, hvorfor
kombinationen af symmetrier adlydes så godt. Deres løsning var at indføre en ny
slags symmetri – en relation mellem formerne af forskellige fundamentale
kræfter der viser sig ved tilstrækkelig høje energier, men brydes ved lave
energier. Frank Wilczek, nu på University of California at Santa Barbara, og
Steven Weinberg fra University of Texas at Austin pegede senere på, at den
kendsgerning, at Peccei-Quinn symmetrien bryder, viser eksistensen af en ny,
meget let partikel. Den nye partikel er axionen. Meget nyligt arbejde har
forfinet den oprindelige model og forøget temperaturen ved hvilken Peccei-Quinn
symmetrien forventes at blive brudt. En af de store overraskelser, der er
resultatet af dette, er, at fordi eksistensen af axioner afhænger af
symmetribrud kunne der dannes et axion ”baggrundsfelt” i universet, meget på
samme måde som der ville findes et elektrisk baggrundsfelt, hvis universet ikke
var ladningssymmetrisk (dvs., hvis det ikke indeholdt lige antal positive og
negative ladninger). Skønt axionerne selv er meget lette, viser beregninger, at
baggrundsfeltet som helhed kunne klumpe meget på samme måde som tungere,
ikke-relativistiske partikler ville og gøre baggrundsfeltet til en ideal
kandidat til mørkt stof.
En anden kandidat til koldt mørkt stof
kommer fra de teoretiske rammer, kendt som supersymmetri. I supersymmetri
teorien gælder det, at for hver nu, kendt partikel findes der en
”supersymmetrisk partner”: en partikel, der er identisk undtaget spin. Sådanne
partikler er endnu ikke blevet observeret i laboratoriet og derfor må de have
store masser. Enkle modeller antyder, at supersymmetriske partnere i deres
vekselvirkninger med normalt stof kunne opføre sig meget som meget tunge
neutrinoer. Den mest lovende mørkt-stof kandidat af de supersymmetriske
partnere er fotonens supersymmetriske partner, som kaldes photino. Beregninger
udført af mig og andre har vbist, at photinoer i masseområdet fra en til 50
gange protonens masse naturligt kunne have tilstrækkelig kosmisk udbredelse til
at lukke universet i dag. Skønt dette forslag har frembragt en hel del spænding
fornylig, bør jeg bemærke, at modellerne, der forudsiger eksistensen af
photinoer fører til andre kosmologiske forudsigelser, der er svære at forene
med observationer.
En endelig kandidat, i forbindelse med
hitparaden af koldt-mørkt-stof kandidater, er slet ikke en partikel. Den er en
struktur kaldet en kosmisk streng. Kosmiske strenge er forlængede topologiske
defekter, der kunne være opstået fra symmetribrud i det tidlige univers. De
ville tage form af lange, tynde rør med konstant og meget høj energitæthed, der
snor sig gennem universet. Meget arbejde er gået med at vise, at kosmiske
strenge kunne have udviklet sig på en sådan måde, at deres totale energitæthed
ville være mindre end den, der kræves for at lukke universet. Ikke desto mindre
gælder det, at i et univers, der er domineret af koldt mørkt stof og som
indeholder strenge, kunne mekanismen for galaksedannelse, skønt den er helt
anderledes end mekanismerne i koldt-mørkt-stof modellerne, alligevel føre til
hobdannelse, der passede med observationerne.
Det, der gør alle disse mørkt-stof kandidater så fængslende,
er udsigten til, at hver af dem godt kunne detekteres, direkte eller indirekte,
i den nærmeste fremtid. Eksperimenter er mulige, der ville udelukke eller, hvad
der er mere betydningsfuldt, bekræfte forskellige af hypoteserne. Et positivt
resultat i et af disse eksperimenter ville give uvurderlig information om
udviklingen af stor-skala struktur i universet og om stoffets fundamentale
struktur og det kunne give en enestående mekanisme til at undersøge rækkefølgen
af begivenheder, der hændte under de første få sekunder af selve big bang
eksplosionen.
Pierre Sikivie fra University of Florida
var den første til at pege på, at kosmiske axioner, skønt de vekselvirker
yderst svagt med andet stof, måske kunne detekteres i mikrobølge kaviteter
(kaviteter i hvilke elektromagnetisk stråling i mikrobølgefrekvenser
resonerer). Et baggrundsfelt af axioner, der oscillerer sammen kunne
frembringe stråling, der i princippet kunne detekteres i et mikrobølgeapparat.
Wilcek, John Moody fra University of California at Santa Barbara, Donald E.
Morris fra Lawrence Berkeley Laboratory og jeg har undersøgt denne
detektionsplan i detaljer og har foreslået forfininger og alternative planer.
Følsomheden, der er nødvendig for at detektere kosmiske axioner, ser ud til at
være nær grænsen for moderne teknologi, skønt selve teknologien hurtigt
forbedres.
Tunge mørkt-stof kandidater, som
fotinoer, kunne måske detekteres på adskillige måder. Fornylig foreslog jeg,
som adskillige andre uafhængigt gjorde, at tunge mørkt-stof kandidater i den
galaktiske halo kunne blive indfanget i solens og jordens kerner, hvor de ville
akkumulere. Der kunne de, som senere beregninger har vist, kollidere med deres
antipartikler (som også kunne blive indfanget) i annihilationsreaktioner, der
kunne frembringe lette neutrinoer. De lette neutrinoer kunne måske så undslippe
fra solens eller jordens kerne og måles i store underjordiske detektorer.
Graden, i hvilken en sådan flux af lette neutrinoer endnu ikke er blevet
observeret, sætter grænser for tunge mørkt-stof kandidaters masser og tætheder.
Fornylig er der blevet peget på, at tunge
mørkt-stof partikler måske også kunne detekteres direkte af apparater, der er
følsomme for meget små aflejringer af energi i meget store rumfang af materiale.
Forskellige nye detektorer af denne type er fornylig blevet foreslået. Et
apparat, fremført af Blas Cabrera fra Stanford, Wilczek og mig, er konstrueret
til at måle en lille stigning i temperaturen af en stor prøve af ultrakold
silicium eller et andet rent krystallinsk materiale. Temperaturstigningen ville
ske, når lydbølger, frembragt af kolliderende mørkt-stof partikler, spredtes og
blev tilfældige. Arbejde af Cabrera, Barbara Neuhauser og Jeffrey C. Martoff på
Stanford antyder, at selve lydbølgerne måske kunne detekteres direkte.
Selv kosmiske strenge kan måske snart
detekteres, enten gennem deres direkte tyngdekraftvirkninger på lyset fra
fjerne kvasarer og mikrobølgebaggrunden (koncentrationer af energi så tætte som
kosmiske strenge burde skabe tyngdekraftfelter, der ville afbøje lys mærkbart)
eller indirekte ved måling af tyngdekraftbølgerne eller anden stråling, de
burde udsende når de udvikler sig.
DETEKTIONSAPPARATER til mørkt-stof partikler kunne laves af meget
rene siliciumkrystaller afkølet til indenfor en grad fra det absolutte nul.
Sådanne krystaller ville reagere måleligt med yderst små aflejringer af energi.
I en klasse af mulige detektorer sker det, at når en kolliderende mørkt-stof
partikel spredes fra et siliciumatoms kerne (1), forårsager det, at et sæt fononer, eller lydbølger, spredes
gennem materialet (2). Fononer, der
ankommer på siliciumoverfladen, vil have et distinkt mønster (3), som vil afhænge af placeringen og
intensiteten af den oprindelige kollision. En detektorkonfiguration kunne
detektere individuelle fononer i mønsteret, når de rammer krystallens
overflade. For at gøre det kunne siliciumet dækkes af striber lavet af to lag
superledende aluminium med et lag aluminium oxid imellem (3a). I superledere er elektroner bundet sammen i par kaldet Cooper
par. En indkommende fonon kunne bryde et Cooper par fra hinanden og hvis
aluminiumlagene holdes på forskellige spændinger, kunne de frigjorte elektroner
”tunnelere” fra et aluminiumlag til det andet og danne en elektrisk strøm (3b). Alternativt kunne forskerne måle
temperaturstigningen i siliciumet efter de første energirige fononer var spredt
til en ensartet baggrund af tilfældige termiske vibrationer (4). Så kunne detektoren bestå af en tynd
film af et materiale, hvis elektriske modstand vokser skarpt med temperaturen (4a). En ændring af prøvens temperatur (4b) kunne bestemmes fra ændringen i
modstand.
Løsningen af mørkt-stof spørgsmålet kunne have brede
virkninger på mange områder i fysik og astronomi. På spil er fundamentale ideer
om både kosmologi og partikelfysik og det er passende, at hvert felt – ofte ved
at provokere aktiv debat i det andet – har spillet en vigtig rolle i den
symbiotiske udvikling af dette forskningsområde.
Det er imidlertid vigtigt at anerkende, at
kosmologi på mange måder er i sin barndom. Der er forholdsvis få eksperimental-
og observationsdata til rådighed for teoretikere at arbejde med og derfor er
dramatiske ændringer i feltet mulige og meget af standard visdommen kan være
fejlagtig. Punktet illustreres godt af adskillige nye resultater, der opstod
mens denne artikel blev skrevet, som hver kan have en dyb virkning på
feltet.
Et nyt observationsresultat er fundet i
den foreløbige analyse af en dyb-himmel undersøgelse lavet af Margaret J.
Geller, John P. Huchra og deres medarbejdere på Harvard-Smithsonian
Astrophysical Observatory. Det forekommer, at nærtliggende galakser er hobet
sammen i filmlignende overflader, der omgiver næsten kugleformede tomrum – en struktur,
der minder om sæbelud eller skumbobler. Denne bemærkelsesværdige observation,
som fuldstændig kunne revidere kosmologernes billede af storskala strukturen,
antyder, at andre kræfter end tyngdekraften måske arbejder på at bestemme
nutidens storskala struktur.
I en anden ny udvikling antyder arbejde
udført uafhængigt af Tremaine (nu på Canadian Institute of Theoretical
Astrophysics) og J. Anthony Tyson fra AT&T Bell Laboratories, at galaktiske
rotationskurver måske ikke er flade uendeligt, men snarere kan falde af ved
radier over omkring 30 kiloparsec. Arbejdet betyder, at hvad der end udgør det
mørke stof, kan det måske vekselvirke stærkere med normalt stof, end man ville
forvente, at det kolde mørke stof gjorde.
Endelig har ny data om meget stor skala stofområders
bevægelser med hensyn til mikrobølgebaggrunden givet vidnesbyrd om, at disse
områder bevæger sig sammen med en ekstremt høj drifthastighed. Ingen nuværende
teori om storskala struktur kan forklare dette tilsyneladende fænomen. Ny
målinger som disse, såvel som muligheden for at detektere selve det mørke stof,
kan måske snart revolutionere det accepterede billede af universet.
* Lawrence M. Krauss
har en fælles ansættelse som assisterende professor i fysik- og
astronomiafdelingerne på Yale University. Han var studerende på Carleton
University i Ottawa og udførte sit graduate arbejde på Massachusetts Institute
of Technology, hvor han opnåede sin PH.D. i 1982. Han var junior fellow på
Harvard University før han tog sin nuværende stilling ved Yale i 1985. (pr.
december, 1986. o.a.)
Fra Dark Matter
in the Universe, Scientific American, december
1986, sider 50-60.
4. august, 2009.
Det selv-reproducerende inflatoriske univers
Universets stor-skala struktur